ดาวมวลสูงก่อตัวจากดิสก์ด้วย

เครดิตรูปภาพ: ESO
จากความพยายามสังเกตการณ์ขนาดใหญ่ที่มีกล้องโทรทรรศน์และเครื่องมือต่าง ๆ ซึ่งส่วนใหญ่มาจากหอสังเกตการณ์ยุโรปใต้ (ESO) ทีมนักดาราศาสตร์ยุโรป [1] ได้แสดงให้เห็นว่าในเนบิวลามวล M 17 เป็นดาวมวลสูง [2] แผ่นดิสก์ดาวฤกษ์คือผ่านช่องทางเดียวกับดาวมวลต่ำ

เพื่อให้ได้ข้อสรุปนี้นักดาราศาสตร์ใช้เครื่องมืออินฟราเรดที่ไวมากในการเจาะเมฆโมเลกุล M-17 ทางตะวันตกเฉียงใต้เพื่อให้การปล่อยก๊าซจาง ๆ จากก๊าซอุ่นขึ้นโดยกระจุกดาวขนาดใหญ่ที่อยู่ด้านหลังเมฆโมเลกุลสามารถตรวจจับได้ผ่าน ฝุ่น.

เมื่อเทียบกับพื้นหลังของภูมิภาคร้อนนี้ภาพเงาทึบแสงขนาดใหญ่ซึ่งมีลักษณะคล้ายกับแผ่นดิสก์ที่มีเปลวไฟซึ่งมองเห็นได้ใกล้ขอบพบว่ามีความสัมพันธ์กับเนบิวลาที่สะท้อนรูปแก้วเป็นชั่วโมง ระบบนี้สอดคล้องกับดาวฤกษ์มวลสูงที่เพิ่งก่อตัวใหม่ซึ่งล้อมรอบด้วยดิสก์สะสมมวลสารขนาดใหญ่และประกอบไปด้วยการไหลของมวลสองขั้วที่มีพลัง

การสำรวจใหม่ยืนยันการคำนวณเชิงทฤษฎีเมื่อไม่นานมานี้ซึ่งอ้างว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 40 เท่าสามารถเกิดขึ้นได้ด้วยกระบวนการเดียวกับที่เกิดขึ้นระหว่างการก่อตัวดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า

ภูมิภาค M 17
แม้ว่ารายละเอียดมากมายที่เกี่ยวข้องกับการก่อตัวและการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลต่ำอย่างดวงอาทิตย์ก็เป็นที่เข้าใจกันดี แต่สถานการณ์พื้นฐานที่นำไปสู่การก่อตัวของดาวมวลสูง [2] ยังคงเป็นปริศนา มีการศึกษาสถานการณ์ที่เป็นไปได้สองอย่างสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ในช่วงแรกดาวฤกษ์ดังกล่าวก่อตัวขึ้นโดยการเพิ่มมวลของวัตถุดวงดาวจำนวนมาก infall สู่ดาวที่พึ่งเกิดขึ้นกับเวลา ความเป็นไปได้อีกประการหนึ่งคือการก่อตัวโดยการชนกัน (การรวมตัวกัน) ของโปรโตสตาร์ของมวลกลางเพิ่มมวลของดาวฤกษ์ใน "การกระโดด"

ในการสืบเสาะหาความรู้ต่อเนื่องเพื่อเพิ่มชิ้นส่วนให้กับปริศนาและช่วยตอบคำถามพื้นฐานนี้ทีมนักดาราศาสตร์ชาวยุโรป [1] ใช้กล้องโทรทรรศน์กล้องโทรทรรศน์ซึ่งส่วนใหญ่อยู่ที่ไซต์ La Silla และ Paranal ของชิลี เพื่อศึกษาในรายละเอียดที่เหนือชั้นโอเมก้าเนบิวลา

เนบิวลาโอเมก้าหรือที่รู้จักกันในชื่อวัตถุที่ 17 ในรายการนักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสชื่อดัง Charles Messier เช่น Messier 17 หรือ M 17 เป็นหนึ่งในพื้นที่ก่อตัวดาวเด่นที่สุดในกาแล็กซี่ของเรา ตั้งอยู่ที่ระยะทาง 7,000 ปีแสง

M 17 ยังเด็กมาก - ในแง่ดาราศาสตร์ - เห็นได้จากการปรากฏตัวของกระจุกดาวมวลสูงที่ทำให้เกิดก๊าซไฮโดรเจนที่อยู่รอบ ๆ และสร้างภูมิภาค H II ขึ้นมา ความส่องสว่างโดยรวมของดาวเหล่านี้สูงกว่าดวงอาทิตย์ของเราเกือบสิบล้านเท่า

ติดกับขอบด้านตะวันตกเฉียงใต้ของภูมิภาค H II มีกลุ่มก๊าซโมเลกุลขนาดใหญ่ซึ่งเชื่อกันว่าเป็นแหล่งก่อตัวดาวฤกษ์อย่างต่อเนื่อง เพื่อค้นหาดาวฤกษ์มวลสูงที่เพิ่งก่อตัวขึ้นใหม่ Rolf Chini แห่ง Ruhr-Universit? t Bochum (ประเทศเยอรมนี) และผู้ร่วมมือของเขาได้ตรวจสอบการเชื่อมต่อระหว่างภูมิภาค H II และเมฆโมเลกุลโดยใช้แสงและอินฟราเรดที่ลึกมาก การถ่ายภาพระหว่าง 0.4 และ 2.2? m

สิ่งนี้ทำกับ ISAAC (ที่ 1.25, 1.65 และ 2.2? m) ที่ ESO Very Large Telescope (VLT) บน Cerro Paranal ในเดือนกันยายน 2545 และกับ EMMI (ที่ 0.45, 0.55, 0.8? m) ที่ ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla ในเดือนกรกฎาคม 2546 คุณภาพของภาพถูก จำกัด โดยความวุ่นวายในบรรยากาศและแปรผันระหว่าง 0.4 ถึง 0.8 อาร์เซค ผลลัพธ์ของความพยายามเหล่านี้แสดงอยู่ใน PR Photo 15a / 04

Rolf Chini ยินดีเป็นอย่างยิ่ง:“ การวัดของเรามีความละเอียดอ่อนมากจนเมฆโมเลกุล M-17 ทางตะวันตกเฉียงใต้ถูกเจาะทะลุและการปล่อยก๊าซเรือนกระจกจาง ๆ ของภูมิภาค H II ซึ่งตั้งอยู่ด้านหลังเมฆโมเลกุลสามารถตรวจจับผ่านฝุ่น ”

กับพื้นหลังเนบิวลาของภูมิภาค H II นั้นมีเงาทึบแสงขนาดใหญ่ที่เกี่ยวข้องกับเนบิวลาที่มีรูปร่างเป็นรูปนาฬิกาทราย

แผ่นดิสก์เงา
เพื่อให้ได้มุมมองที่ดีขึ้นของโครงสร้างทีมนักดาราศาสตร์จึงหันไปใช้การถ่ายภาพ Adaptive Optics โดยใช้เครื่องมือ NAOS-CONICA บน VLT

Adaptive optics เป็น "อาวุธมหัศจรรย์" ในดาราศาสตร์บนพื้นดินซึ่งช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถ "แก้" ความปั่นป่วนภาพเปื้อนของบรรยากาศบนพื้นโลก (มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในขณะที่แวววับของดวงดาว) เพื่อให้ได้ภาพที่คมชัดมากขึ้น . ด้วย NAOS-CONICA บน VLT นักดาราศาสตร์สามารถรับภาพที่มีความละเอียดดีกว่าหนึ่งในสิบของ "การมอง" นั่นคือสิ่งที่พวกเขาสามารถสังเกตได้ด้วย ISAAC

PR Photo 15b / 04 แสดงภาพความละเอียดสูงใกล้อินฟราเรด (2.2? m) ที่ได้รับ มันแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าลักษณะทางสัณฐานวิทยาของภาพเงานั้นคล้ายกับแผ่นดิสก์ที่มีเปลวไฟซึ่งเห็นได้เกือบถึงขอบ

แผ่นดิสก์มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 20,000 AU [3] - ซึ่งเป็นระยะทาง 500 เท่าของระยะทางจากดาวเคราะห์ที่ไกลที่สุดในระบบสุริยะของเรา - และเป็นแผ่นดิสก์รอบดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยพบมา

เพื่อศึกษาโครงสร้างของแผ่นดิสก์และคุณสมบัตินักดาราศาสตร์จึงหันไปหาดาราศาสตร์ทางวิทยุและทำการสเปคตรัมของโมเลกุลที่ IRAM Plateau de Bure interferometer ใกล้กับ Grenoble (ฝรั่งเศส) ในเดือนเมษายน 2546 นักดาราศาสตร์ได้สำรวจภูมิภาคในช่วงการเปลี่ยนภาพหมุนของ 12CO โมเลกุล 13CO และ C18O และในความต่อเนื่องที่อยู่ติดกันที่ 3 มม. ได้ความละเอียดความเร็วที่ 0.1 และ 0.2 กม. / วินาทีตามลำดับ
Dieter N? rnberger สมาชิกของทีมเห็นว่าเป็นการยืนยันว่า:“ ข้อมูล 13CO ของเราที่ได้รับจาก IRAM บ่งชี้ว่าระบบดิสก์ / ซองจดหมายหมุนช้าๆโดยส่วนทิศตะวันตกเฉียงเหนือใกล้กับผู้สังเกตการณ์” ด้วยระดับ 30,800 AU การวัดความเร็วกะ 1.7 km / s นั้นแน่นอน

จากการสำรวจเหล่านี้การใช้ค่ามาตรฐานสำหรับอัตราส่วนความอุดมสมบูรณ์ระหว่างโมเลกุลของไอโซโทปคาร์บอนมอนนอกไซด์ที่แตกต่างกัน (12CO และ 13CO) และสำหรับปัจจัยการแปลงตัวเพื่อรับความหนาแน่นของโมเลกุลไฮโดรเจนจากความเข้มข้น CO ที่มีความชื้น สำหรับมวลแผ่นดิสก์ของ 110 ดวงอาทิตย์

นี่เป็นดิสก์สะสมมวลที่มีมวลมากที่สุดและใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยพบเห็นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย แผ่นดิสก์รูปเงาที่ใหญ่ที่สุดจนถึงขณะนี้มีชื่อว่า 114-426 ในกลุ่มดาวนายพรานและมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 AU อย่างไรก็ตามดาวกลางของมันน่าจะเป็นวัตถุมวลต่ำแทนที่จะเป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ แม้ว่าจะมีผู้สมัครจำนวนน้อยสำหรับวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย (YSOs) ซึ่งบางส่วนเกี่ยวข้องกับการไหลออก แต่จานวนรอบเอวที่ใหญ่ที่สุดที่ตรวจพบรอบวัตถุเหล่านี้มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเพียง 130 AU

เนบิวลาสองขั้ว
โครงสร้างทางสัณฐานวิทยาที่สองที่มองเห็นได้ในภาพทั้งหมดตลอดช่วงสเปกตรัมจากที่มองเห็นถึงอินฟราเรด (0.4 ถึง 2.2? m) เป็นเนบิวลาที่มีรูปทรงนาฬิกาทรายตั้งฉากกับระนาบของแผ่นดิสก์

เชื่อกันว่าเป็นการไหลออกของพลังที่มาจากวัตถุขนาดใหญ่กลาง เพื่อยืนยันสิ่งนี้นักดาราศาสตร์กลับไปที่กล้องโทรทรรศน์ของ ESO เพื่อทำการสังเกตการณ์ทางสเปกโทรสโกปี สเปคตรัมแสงของการไหลแบบไบโพลาร์ถูกวัดในเดือนเมษายน / มิถุนายน 2003 ด้วย EFOSC2 ที่กล้องโทรทรรศน์ ESO 3.6 ม. และ EMMI ที่ ESO 3.5 ม. NTT ทั้งสองตั้งอยู่ที่ลาซิลลาประเทศชิลี
สเปคตรัมที่สังเกตถูกครอบงำโดยสายการปล่อยของไฮโดรเจน (H?), แคลเซียม (Ca II triplet 849.8, 854.2 และ 866.2 nm) และฮีเลียม (เขาฉัน 667.8 nm) ในกรณีของดาวมวลต่ำเส้นเหล่านี้ให้หลักฐานทางอ้อมเพื่อการสะสมอย่างต่อเนื่องจากดิสก์ชั้นในสู่ดาว

Ca II triplet ยังแสดงให้เห็นว่าเป็นผลมาจากการสะสมของแผ่นดิสก์สำหรับทั้งกลุ่มตัวอย่างขนาดใหญ่ของมวลดาวระดับต่ำและระดับกลางที่รู้จักกันในชื่อ T Tauri และดาว Herbig Ae / Be ตามลำดับ ยิ่งกว่านั้น H? บรรทัดกว้างมากและแสดงการดูดกลืนสีน้ำเงินเข้มที่มักจะเกี่ยวข้องกับการไหลออกของดิสก์ที่ขับเคลื่อนด้วยการสะสม

ในสเปกตรัมมีการตรวจพบเส้นเหล็กจำนวนมาก (Fe II) ซึ่งมีการเลื่อนความเร็วด้วย? 120 กม. / s นี่คือหลักฐานที่ชัดเจนสำหรับการมีอยู่ของแรงกระแทกที่มีความเร็วมากกว่า 50 กม. / วินาทีดังนั้นการยืนยันสมมติฐานการไหลออกอีกครั้ง

Protostar กลาง
เนื่องจากการสูญพันธุ์อย่างหนักธรรมชาติของวัตถุโปรโตเทลลาร์ที่เพิ่มขึ้นเช่นดาวในกระบวนการก่อตัวมักจะยากที่จะสรุป ผู้พิการสามารถเข้าถึงได้เฉพาะผู้ที่อยู่ในพื้นที่ใกล้เคียงของพี่น้องผู้อาวุโสเช่น ถัดจากกลุ่มดาวร้อน (เปรียบเทียบ ESO PR 15/03) ดาวมวลสูงที่ถูกวิวัฒนาการดังกล่าวเป็นแหล่งกำเนิดโฟตอนพลังงานสูงและผลิตโปรตอนลมอันทรงพลัง (เช่น "ลมสุริยะ" แต่แข็งแกร่งกว่า) ซึ่งส่งผลกระทบต่อก๊าซระหว่างดวงดาวและเมฆฝุ่น กระบวนการนี้อาจนำไปสู่การระเหยบางส่วนและการกระจายตัวของเมฆเหล่านั้นดังนั้น“ ยกม่าน” และทำให้เรามองตรงไปที่ดาวอายุน้อยในภูมิภาคนั้น

อย่างไรก็ตามสำหรับผู้ที่มีตำแหน่งสูง protostellar ตั้งอยู่ห่างจากสภาพแวดล้อมที่เป็นมิตรนั้นไม่มีหลักฐานโดยตรงสำหรับวัตถุศูนย์กลาง (proto-) ตัวเอก; ต้นกำเนิดของความส่องสว่าง - โดยทั่วไปประมาณหนึ่งหมื่นดวงในความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ - ไม่ชัดเจนและอาจเกิดจากวัตถุหลายชิ้นหรือแม้แต่กลุ่มที่ฝังตัว

แผ่นดิสก์ใหม่ใน M 17 เป็นระบบเดียวที่แสดงวัตถุศูนย์กลางที่ตำแหน่งที่คาดหวังของดาวก่อตัว การปล่อย 2.2 ม. ค่อนข้างกะทัดรัด (240 AU x 450 AU) - เล็กเกินไปที่จะจัดกลุ่มดาว

นักดาราศาสตร์ได้รับความสว่างอินฟราเรดแบบสัมบูรณ์ประมาณ K = -2.5 ขนาดซึ่งจะสอดคล้องกับดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลประมาณ 20 ดวง เนื่องจากความจริงที่ว่ากระบวนการเพิ่มขึ้นยังคงใช้งานอยู่และแบบจำลองทำนายว่าวัสดุสะสมดวงดาวประมาณ 30-50% สามารถสะสมบนวัตถุกลางได้จึงมีความเป็นไปได้ว่าในกรณีปัจจุบันมีโปรโตสตาร์ขนาดใหญ่เกิดขึ้นในปัจจุบัน

จากการคำนวณทางทฤษฎีแสดงให้เห็นว่าเมฆก๊าซเริ่มต้นที่มีมวลประมาณ 60 ถึง 120 เท่าดวงอาทิตย์อาจกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 30-40 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ การสังเกตการณ์ในปัจจุบันอาจเป็นครั้งแรกที่แสดงให้เห็นถึงสิ่งนี้

แหล่งต้นฉบับ: ข่าว ESO